Главная > Разное > Астрономия. 10 класс
<< Предыдущий параграф
Следующий параграф >>
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Макеты страниц

24. ПЕРЕМЕННЫЕ И НОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

1. Переменные звезды.

Для наблюдателей на Земле изменения яркости в системах алголей вызваны периодическими затмениями звезд. Из точек пространства, откуда плоскость орбиты данной пары видна под большим углом, никаких затмений и изменений яркости не будет. Но существует множество физических переменных звезд, у которых яркость меняется физически, реально меняется светимость. Светимость одних меняется строго периодически, других — неправильным образом или с периодичностью, часто нарушаемой. Для всех физических переменных звезд типично, что вместе с изменением яркости происходят те или иные изменения в спектре, т. е. в состоянии их атмосферы.

Рис. 83. Примерные кривые яркости, лучевой скорости и температуры цефеиды.

Из периодических переменных звезд замечательны цефеиды. Цефеиды характеризуются амплитудами изменения яркости не более 1,5 звездной величины при периодах от десятков минут до нескольких десятков суток. Этот период у них долгие годы постоянен с точностью до долей секунды.

Цефеиды — белые или желтоватые звезды. Их яркость плавно поднимается до максимума и затем более медленно спадает, тоже плавно или с одной волной на спуске кривой изменения яркости.

Название цефеиды получили по своей типичной представительнице — звезде Цефея. Период ее переменности 5,37 сут и амплитуда изменения яркости от 4,6 до 3,7 звездной величины.

На рисунке 83 представлены изменения яркости и сопутствующие им изменения температуры и лучевой скорости цефеид.

С изменением температуры несколько меняется и спектральный класс цефеиды. Причина этого состоит в том, что цефеиды — пульсирующие звезды. Период их пульсации обратно пропорционален корню квадратному из их плотности. Они периодически расширяются и сжимаются. Расширения фотосферы, дающей свет, и хромосферы, вызывающей соответствующий сдвиг линий в спектре, происходят неодновременно. Сжатие наружных слоев вызывает их нагрев, а наивысшая температура соответствует наибольшей скорости приближения обращенной к нам части хромосферы. Колебания лучевой скорости в спектрах цефеид впервые изучил А. А. Белопольский.

Цефеиды делятся на две группы: короткопериодические цефеиды, иначе звезды типа Лиры, с периодами меньше 1 сут и

классические с периодами больше 2 сут. Первые из них горячее и имеют одинаковую абсолютную величину

Классические цефеиды желтее, холоднее и обладают следующей замечательной особенностью: классические цефеиды — сверхгиганты, и их светимость плавно возрастает с увеличением периода. Наиболее медленно меняющиеся цефеиды — самые яркие. При периоде около 50 сут их светимость в 10 000 раз больше, чем у Солнца. Установив светимость цефеиды по периоду изменения ее яркости, который легко определяется прямыми наблюдениями даже у предельно слабых цефеид, можно из сравнения ее абсолютной звездной величины М с видимой звездной величиной определить расстояние до нее по формуле что следует из формулы (4). Поэтому зависимость светимости от периода цефеид необычайно важна для установления расстояний и размеров нашей звездной системы.

Яркие цефеиды-гиганты видны нам, как маяки Вселенной, издалека. По ним мы намечаем контуры нашей звездной системы, т. е. как далеко она простирается по разным направлениям.

Периодической или неправильной пульсацией объясняют колебания яркости и других переменных звезд.

2. Новые звезды.

Название «новые звезды» сохранилось с древних времен за звездами, которые считались действительно новыми. Накопленные коллекции фотографий показали, что на самом деле так называемая новая звезда в действительности существовала и раньше, но внезапно вспыхнула, вследствие чего ее яркость за короткое время увеличилась в десятки тысяч раз. После вспышки звезда постепенно возвращается к прежнему состоянию. Амплитуда изменения яркости новых звезд от 7 до 14 звездных величин, т. е. их светимость может изменяться до 400 000 раз. В максимуме они бывают от —6 до —9 абсолютной звездной величины. Возможно, что у новых звезд вспышки повторяются с промежутками в тысячи лет. Яркие новые звезды, которые в максимуме достигали первой звездной величины, наблюдались редко, например в 1901, 1918, 1925 гг.

Ввиду неожиданности такого рода вспышек открытие новых звезд происходит случайно. Их открывают по большей части любители астрономии, иногда школьники. Для этого надо чаще осматривать созвездия вблизи Млечного Пути. Но не примите планету за новую звезду!

Вспышка новой звезды происходит обычно за несколько дней — катастрофически, а возврат к прежней светимости длится годами и сопровождается колебаниями яркости (рис. 84).

Катастрофическая вспышка звезды, при которой освобождается энергия, равная энергии, излучаемой Солнцем за миллион лет, происходит вследствие внутренних процессов. Такое состояние неустойчивости накапливается годами или веками, а затем происходит взрыв.

Изменения в спектре новой звезды показали следующее: яркость звезды увеличивается потому, что вздувается фотосфера —

Рис. 84. Кривые изменения видимой яркости трех новых звезд

растет ее поверхность. В момент максимума светимости диаметр новой звезды больше диаметра земной орбиты. В момент наибольшей яркости со звезды срывается внешний слой и со скоростью около 1000 км/с, расширяясь, устремляется в пространство. Вспыхивают как новые только некоторые очень горячие звезды умеренных светимостей, так что нашему Солнцу вспышка не угрожает.

3. Сверхновые звезды.

Некоторые особые звезды, невидимые ранее, неожиданно вспыхивают и угасают подобно новым звездам. Однако в максимуме светимости они бывают в тысячи раз ярче, чем новые звезды. Их называют сверхновыми звездами. Скорость выброса газов из них тоже во много раз больше, чем у обычных новых звезд. Сверхновые звезды мало изучены, поскольку после изобретения телескопа «поблизости» от нас не вспыхивала ни одна сверхновая звезда. Наблюдались только очень далекие сверхновые звезды, для которых, кроме изменения яркости и спектра вблизи максимума, ничего установить обычно нельзя.

Вследствие колоссальной светимости, в максимуме превосходящей в десятки тысяч раз светимость ярчайших из обычных звезд, мы видим сверхновые звезды на громадных расстояниях от нас, в других звездных системах (рис. 85). Измерение яркости сверхновых звезд используют для оценки этих расстояний. Вспышки сверхновых звезд крайне редки — в среднем одна вспышка за несколько столетий в системе, содержащей миллиарды звезд.

Еще до изобретения телескопа в нашей звездной системе наблюдалось несколько звезд, несомненно бывших сверхновыми На месте, где одна из них вспыхнула в 1054 г. в созвездии Тельца, находится особенная, слабо светящаяся туманность, названная Крабовидной (рис. 86). Она содержит ионизованный газ в виде прожилок, пронизывающих ее основную аморфную массу. Из сравнения фотографий, сделанных в разные годы, выяснилось, что туманность расширяется со скоростью 1000 км/с. Ее расширение

началось с момента вспышки сверхновой звезды. Газ, образующий туманность, был выброшен ею при вспышке. Позднее оказалось, что Крабовидная туманность является одним из мощнейших источников радиоизлучения. Оно вызывается тем, что имеющееся в туманности магнитное поле тормозит электроны, рожденные при взрыве звезды и движущиеся со скоростью, близкой к скорости света. Такое радиоизлучение электронов в магнитном поле называется нетепловым или синхротронным. Крабовидная туманность оказалась также и одним из наиболее мощных космических источников рентгеновских лучей. На месте вспышек других «близких» сверхновых звезд также найдены радиоизлучающие и расширяющиеся туманности. Вспышки сверхновых звезд — грандиознейшие и редчайшие из катастроф, происходящих с небесными телами (о них мы узнаем еще из § 30).

Изучение всех переменных и новых звезд крайне важно для понимания природы и эволюции звезд вообще, так как переменные и особенно новые звезды находятся в неустойчивых состояниях на поворотных этапах своего развития. Кроме того, происходящие у этих звезд изменения легко наблюдаемы, а у обычных звезд нет, так как их изменения слишком медленны.

(см. скан)

Рис. 85. Фотография (негатив) далекой звездной системы — галактики со сверхновой звездой, отмеченной стрелкой (указан угловой масштаб фотографии).

Рис. 86. Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой звезды.

<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Оглавление